Kuo daugiau tyrinėjame bet kokį reiškinį, tuo daugiau keistenybių aptinkame. Astronomijoje tai galioja gal net labiau, nei kitose srityse – kosmose vykstantys procesai toli gražu nepaklūsta mūsų išankstiniams įsitikinimams, ir tai, kas šiandien atrodo aišku ir gerai suprantama, rytoj gali apsiversti aukštyn kojomis. Vienas pavyzdys – žvaigždės ir jų judėjimas. Kadaise jos buvo laikomos fiksuotomis dangaus sferos dalimis. Vėliau supratome, kad jos, kaip ir mūsų Saulė, juda aplink Galaktikos centrą. Prieš 13 metų aptiktos pirmosios hipergreitosios žvaigždės, galinčios pabėgti iš Galaktikos. O naujausi tokių žvaigždžių stebėjimai paneigia ilgą laiką daugmaž priimtą jų atsiradimo modelį. Bet apie viską geriau pradėsiu nuo pradžių.

Šio straipsnio nebūtų buvę, jei ne mano rėmėjai Patreon platformoje. Ačiū jiems! Jei manote, kad mano tekstai verti vieno kito jūsų dolerio, mane paremti galite ir jūs.

Žvaigždžių greičiai. Visos Galaktikoje esančios žvaigždės juda. Mūsų Paukščių Take jos pasiskirsčiusios keliose struktūrose: diske, centriniame telkinyje ir hale. Disko žvaigždės, tarp jų ir Saulė, juda orbitomis aplink Galaktikos centrą, o orbitų forma yra artima apskritimams. Centrinio telkinio žvaigždės juda įvairiomis keistų formų orbitomis; kai kurios halo žvaigždės irgi juda keistomis orbitomis, bet nemažai jų grupuojasi į žvaigždžių srautus, paliktus byrančių nykštukinių galaktikų. Panaši situacija aptinkama ir kitose galaktikose. Visų žvaigždžių judėjimo greičiai, lyginant su kasdieniame gyvenime sutinkamais, yra milžiniški – kalbame apie šimtus kilometrų per sekundę. Pavyzdžiui, Saulė aplink Galaktikos centrą juda maždaug 230 km/s greičiu. Saulės aplinkoje esančios žvaigždės visos juda panašiais greičiais, jų greičiai viena kitos atžvilgiu, dar vadinami greičių sklaida, siekia apie 10-20 km/s. Centriniame telkinyje ir hale judančių žvaigždžių greičiai yra gana panašūs – nuo šimto iki gal 300 km/s.

Tokios greičių vertės – ne atsitiktinumas. Jas nulemia Galaktikos masė ir jos kuriama gravitacija. Kuo kūnas masyvesnis ir kuo arčiau jo kažkas skrieja, tuo greičiau judantis objektas išlieka orbitoje aplink masyvųjį kūną. Štai, pavyzdžiui, paimkime Saulės sistemą: Žemė juda 30 km/s greičiu aplink Saulę, ir juda apskritimu, nes Saulė ją išlaiko. Jei tokiu pačiu greičiu pasileistų judėti koks Neptūnas, jis pabėgtų iš Saulės sistemos, nes yra gerokai toliau. Tuo tarpu Merkurijus juda dar greičiau už Žemę, bet irgi apskritimu. Iš kitos pusės, Jupiterio palydovas Ijo aplink planetą sukasi tik 10 km/s greičiu, nors yra gerokai arčiau jos, nei Žemė prie Saulės – Jupiterio masė mažesnė, todėl išlaikyti Ijo jis gali tik todėl, kad šis juda lėčiau.

Mūsų Galaktikos masė nėra sutelkta mažame centre, kaip Saulės ar Jupiterio atveju. Tai irgi svarbu – jei žvaigždė juda orbita aplink Galaktikos centrą, ją veikia gravitacija žvaigždžių, dujų ir tamsiosios materijos, kurios yra arčiau centro, nei nagrinėjama žvaigždė, o toliau esančiųjų poveikis praktiškai nesvarbus. Todėl daug žvaigždžių, esančių skirtingais atstumais nuo Galaktikos centro, skrieja panašiais 200-230 km/s greičiais. Ši savybė, būdinga daugeliui galaktikų, buvo vienas pirmųjų netiesioginių įrodymų, jog egzistuoja tamsioji materija: vien regimosios Galaktikoje esančios materijos neužtenka, kad išlaikytų tokiais greičiais skraidančias žvaigždes tokiose orbitose, kokios jos stebimos.

Greičių matavimas. Kaip žinome, kokiais greičiais žvaigždės juda Galaktikoje? Norint nustatyti žvaigždės greitį, reikia dviejų dalykų: išmatuoti ir apskaičiuoti žvaigždės greitį Saulės atžvilgiu, ir žinoti Saulės judėjimo greitį Galaktikos centro atžvilgiu. Greitis yra vektorinis dydis – tai reiškia, kad jis turi ir dydį, ir kryptį. Dvi žvaigždės, judančios, pavyzdžiui, 200 km/s greičiu priešingomis kryptimis, juda skirtingais greičiais. Galime paimti buitinį pavyzdį: jei važiuoju automobiliu iš Vilniaus į Kauną, tai judu beveik tiksliai į vakarus, bet kartu ir šiek tiek į šiaurę; jei važiuoju iš Vilniaus į Panevėžį, judu daugiau labiau į šiaurę, nei į vakarus. Mano greitį galima aprašyti dviem skaičiais: pavyzdžiui, greičio verte, kurią rodo automobilio spidometras, ir judėjimo kryptimi (azimutu). Arba kitais dviem skaičiais: judėjimo į šiaurę ir judėjimo į vakarus greičiu. Dviejų skaičių užtenka, nes automobilio judėjimas vyksta Žemės paviršiumi, taigi mums nerūpi galimas nedidelis judėjimas aukštyn ir žemyn. Kosmose, kur žvaigždės skraido labai įvairiomis trajektorijomis, greičiui aprašyti reikia trijų skaičių – greičio vertės ir dviejų skaičių, nurodančių kryptį, arba trijų greičio komponenčių trimis erdvės kryptimis.

Žvaigždės yra labai toli nuo mūsų, todėl plika akimi jų judėjimo pamatyti negalime. Tačiau modernūs teleskopai padeda įveikti šį mūsų akių trūkumą ir leidžia išmatuoti greičius gana tiksliai. Įprastai žvaigždės greitis skirstomas į radialinę ir tangentinę dalis. Radialinis greitis – tai judėjimas mūsų link arba tolyn nuo mūsų. Jį išmatuoti yra palyginus paprasta, tereikia pamatuoti žvaigždės spektrą. Spektre yra daug įvairių linijų, atitinkančių žvaigždės atmosferoje esančių cheminių elementų energijos lygmenyse šokinėjančių elektronų energijos pokyčius. Jei objektas artėja prie mūsų, šios linijos „susispaudžia“ – pasislenka į trumpesnių bangos ilgių pusę; jei tolsta, priešingai, spektro linijos pasislenka į didesnių bangos ilgių pusę. Tai vadinama Doplerio efektu; tas pats efektas paaiškina, kodėl prie mūsų artėjančio automobilio garsas yra kitoks, nei tolstančio, tik čia Doplerio efektas taikomas ne šviesos, o garso bangoms. Spektro linijų poslinkis proporcingas žvaigždės judėjimo greičiui, tad nustatyti radialinį greitį nėra problematiška užduotis.

Šiek tiek sunkiau nustatyti tangentinį greitį, t.y. žvaigždės greitį dangaus skliaute. Tam reikia ilgų ir labai tikslių stebėjimų, kurie parodo žvaigždės padėties pokytį laikui bėgant. Pokytis matuojamas kampo matavimo vienetais – laipsniais, minutėmis ir sekundėmis. Žvaigždžių greičiai dangaus skliaute matuojami kampinėmis sekundėmis per metus; palyginimui Mėnulio pilnaties skersmuo yra pusė laipsnio, arba 1800 kampinių sekundžių. Kad paverstume šį greitį į tikrąjį, matuojamą kilometrais per sekundę, turime žinoti ir atstumą iki žvaigždės. Tą padaryti galima keliais būdais; pats tiksliausias yra paralakso – reguliaraus žvaigždės padėties kitimo dėl Žemės judėjimo aplink Saulę – matavimas https://www.konstanta.lt/2010/07/kaip-atstumus-matuoja-astrofizikai-arba-koks-jusu-ugis-atoparsekais/.

Padauginę greitį dangaus skliaute iš atstumo iki žvaigždės, gauname jos tangentinį greitį. Tada pilnasis žvaigždės greitis Saulės atžvilgiu randamas pasinaudojus Pitagoro teorema: pilnojo greičio kvadratas lygus tangentinio ir radialinio greičių kvadratų sumai. Saulės aplinkoje esančių žvaigždžių pilnieji greičiai siekia nuo kelių iki keliasdešimties kilometrų per sekundę, bet kitų Galaktikoje esančių žvaigždžių greičiai gali būti ir žymiai didesni. Matuodami daugelio žvaigždžių greičius, galime susidaryti geresnį vaizdą ir apie Galaktikos struktūrą. Pavyzdžiui, labai įdomus rezultatas yra toks, kad egzistuoja keistai mažai žvaigždžių, judančių 220 km/s greičiu Saulės atžvilgiu Burių žvaigždyno kryptimi. Šis rezultatas, kartu su keletu kitų, padėjo suprasti, kaip Galaktikoje juda Saulė. Mes judame 220 km/s greičiu priešinga kryptimi, nei Burių žvaigždynas – Gulbės žvaigždyno link. Žvaigždės, kurios Saulės atžvilgiu judėtų tokiu pat greičiu atgal, Galaktikos centro atžvilgiu nejudėtų visiškai; bet jei kada tokių žvaigždžių ir buvo, jos jau seniai nukrito į Galaktikos centrą.

Taigi, Saulės judėjimo aplink Galaktikos centrą greitį ir kryptį žinome, žvaigždžių greičius Saulės atžvilgiu išmatuoti galime, taigi galime rasti ir žvaigždžių judėjimo Galaktikos centro atžvilgiu greičius. Žinodami tipinius žvaigždžių judėjimo greičius, galime prognozuoti ir įvairių struktūrų evoliuciją. Pavyzdžiui, diskas sukasi daugmaž vienoje plokštumoje, o centriniame telkinyje ir hale esančios žvaigždės juda įvairiomis keistomis orbitomis. Taip pat galime apskaičiuoti ir pabėgimo greitį iš Galaktikos. Jei žvaigždė kokiu nors būdu pasiektų greitį, viršijantį maždaug 500 km/s (tiksli vertė šiek tiek priklauso nuo atstumo iki Galaktikos centro), ji tiesiog išlėktų iš Galaktikos į tarpgalaktinę erdvę. 2005 metais pirmą kartą tokia žvaigždė aptikta. Kodinį numerį SDSS J090745.0+02450 turinti gana masyvi ir šviesi žvaigždė aptikta tolstanti nuo Galaktikos centro maždaug 700 km/s greičiu. Nuo tada panašių žvaigždžių, pavadintų hipergreitosiomis, atrastos kelios dešimtys. Paaiškinimų, kaip jos gali atsirasti, egzistuoja ne vienas.

Supernovų sprogimai. Seniausias paaiškinimas pasiūlytas dar septintajame praeito amžiaus dešimtmetyje. Olandų astronomas Adriaanas Blaauwas, nagrinėdamas masyvias žvaigždes, stebimas palyginus arti Saulės, bandė paaiškinti, kodėl jų greičiai dažnai yra dideli. Jis apskaičiavo, kad sprogus supernovai dvinarėje žvaigždėje, žvaigždė-kompanionė gali nulėkti tolyn dideliu greičiu. Dvinarėse žvaigždėse abi narės gali judėti tikrai dideliais greičiais, viršijančiais 100 km/s; kol abi žvaigždės yra pagrindinėje sekoje, jų gravitacija išlaiko žvaigždes orbitoje aplink bendrą masės centrą. Po supernovos sprogimo vienos narės masė staiga sumažėja, o greitis gali ir padidėti, nes supernovų sprogimai dažniausiai būna ne visiškai simetriški, ir po sprogimo likusi neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė gauna „spyrį“ kuria nors kryptimi. Pasikeitusios sistemos gravitacija nebeišlaiko žvaigždžių poros ir jos abi nulekia savais keliais. Juodosios skylės nebematome, o štai masyvią kompanionę aptinkame skrendančią neįprastai dideliu greičiu. Kodėl būtent masyvią? Todėl, kad tik masyvios – daugiau nei aštuonis kartus masyvesnės už Saulę – žvaigždės sprogsta supernovomis, o masyvių žvaigždžių kompanionės dvinarėse sistemose dažniausiai irgi yra masyvios. Beje, kartais dideliu greičiu nulėkti gali ir neiširusi dvinarė: supernovos spyrio gali pakakti, kad pastumtų sistemą tolyn, bet nepakakti jai išardyti. Pirma tokia dvinarė aptikta 1996 metais.

Supernovų sprogimų sukurtos greitai judančios žvaigždės, dar kartais vadinamos „pabėgėlėmis“ (angl. runaways), juda kelių šimtų kilometrų per sekundę greičiais – panašiais į disko žvaigždžių, tik kitomis kryptimis. Tam, kad jos pabėgtų iš Galaktikos, reikalingos ypatingos sąlygos. Viena aplinka, sukurianti tokias sąlygas, yra Galaktikos centras. Pačiame centre, mažiau nei parseko atstumu nuo juodosios skylės, skriejančių žvaigždžių greitis yra didesnis, nei Galaktikos diske – viršija ir 200, ir 300 km/s. Jei tokioje aplinkoje sukasi dvinarė žvaigždė, o jos orbitos plokštuma sutampa su sukimosi aplink juodąją skylę plokštuma, supernovos sprogimo išmesta žvaigždė, pabėgusi iš juodosios skylės gravitacinio lauko, gali turėti ir 400 km/s, ir didesnį greitį. Taip įvyksta nedažnai – įvertinus žvaigždėdaros Galaktikos centre istoriją, hipergreita žvaigždė išmetama gal kartą per 10 milijonų metų – bet tokių žvaigždžių ir žinome nedaug, vos kelias dešimtis. Be to, hipergreitųjų žvaigždžių išmetimas tik vienoje plokštumoje atitinka stebėjimų duomenis, kurie taip pat rodo, kad dauguma tokių žvaigždžių, žiūrint iš Galaktikos centro, susitelkusios vienoje plokštumoje.

Potvyninis suardymas. Kitas būdas sukurti hipergreitąsias žvaigždes taip pat susijęs su dvinarėmis ir su Galaktikos centru. Pagal pasiūliusio mokslininko pavardę jis vadinamas Hillso mechanizmu. Mechanizmas remiasi gravitacine sąveika tarp dvinarės sistemos narių ir supermasyvios juodosios skylės. Jei dvinarė žvaigždė priartėja pernelyg arti juodosios skylės, žvaigždes veikianti skylės gravitacija tampa stipresnė už pačių žvaigždžių tarpusavio sąveiką, ir dvinarė žvaigždė išyra – tai vadinama potvyniniu suardymu. Viena žvaigždė lieka orbitoje aplink juodąją skylę, o kita nulekia tolyn, pagreitėjusi net iki daugiau nei 1000 km/s. Šis efektas vadinamas gravitacine svaidykle. 1000 km/s – daugiau nei pakankamas greitis pabėgimui iš Galaktikos. Aišku, kol žvaigždės nuskrenda iki Galaktikos pakraščių, jų greitis šiek tiek sumažėja, bet skaičiavimai rodo, kad Hillso mechanizmas tikrai gali sukurti stebimų greičių ir dar greitesnes hipergreitąsias žvaigždes.

Ilgą laiką potvyninio suardymo paaiškinimas buvo laikomas labiausiai tikėtinu hipergreitųjų žvaigždžių kilmės modeliu. Supernovų sprogimai galbūt galėjo išmesti vieną kitą žvaigždę iš Galaktikos, bet net ir geriausiu atveju jų būtų sukuriama ne daugiau, nei Hillso mechanizmu. Tačiau pastaraisiais metais detalesni hipergreitųjų žvaigždžių stebėjimai uždavė naujų klausimų. Pagrindinė problema – tiksliau apskaičiuotos hipergreitųjų žvaigždžių trajektorijos, pasirodo, neina pro Galaktikos centrą. Pirmas toks atradimas padarytas 2015 metais – iš 16 tuo metu žinomų hipergreitųjų žvaigždžių tik keturių trajektorijos pasirodė kylančios iš Galaktikos centro prieigų; tiesa, dar aštuonių trajektorijos buvo gana neaiškios ir nebuvo galima griežtai tvirtinti, kad jos neatskrido iš centro. Panašūs rezultatai gauti ir nagrinėjant mažesnės masės greitai judančias (nors ir ne hipergreitąsias) žvaigždes. Šiemet, paskelbus Gaia teleskopo antrąjį duomenų katalogą, rezultatai patikslinti ir patvirtinti: beveik nei viena hipergreitoji žvaigždė neatskrido iš Galaktikos centro.

Kiti mechanizmai. Taigi, jei Galaktikos centras ir ten vykstantys procesai nepaaiškina hipergreitųjų žvaigždžių, tai iš kur jos atsiranda? Naujieji stebėjimų duomenys suteikia pagrindo rimtai svarstyti kelis kitus modelius. Pavyzdžiui, dvinares žvaigždes suardyti gali ne tik supermasyvi juodoji skylė, bet ir mažesnės juodosios skylės, kitos dvinarės žvaigždės ar netgi daugkartinės sąveikos su masyviomis žvaigždėmis spiečiuose. Ypač įdomus variantas yra pavienės žvaigždės išmetimas sąveikaujant su dvinare. Atskridusi arti dvinarės – o spiečiuose taip gali nutikti gana dažnai, – pavienė žvaigždė gali „pasiimti“ šiek tiek energijos iš dvinarės žvaigždės ir stipriai pagreitėti. Dvinarė žvaigždė truputį susitraukia, o pavienė gali išlėkti lauk iš spiečiaus kelių šimtų kilometrų per sekundę greičiu. Svarbiausia, kad šis modelis niekaip nesusijęs su Galaktikos centru, mat žvaigždžių spiečių yra visame Galaktikos diske.

Dideli kai kurių žvaigždžių greičiai gali būti tiesiog statistinė anomalija. Jei turime grupę žvaigždžių, kurių greitis pasiskirstęs pagal kokį nors dėsnį, tai vienos žvaigždės bus greitesnės, o kitos – lėtesnės. Laikui bėgant, lėtosios žvaigždės gali nukristi Galaktikos centro link ir tapti neatskiriamos nuo likusiųjų, o greitosios dar ilgą laiką gali išlikti Galaktikos pakraščiuose. Taip galėtų nutikti mūsų Galaktikai ryjant nykštukinę palydovę. Skaičiavimai rodo, kad toks mechanizmas paaiškintų ir ypatingai greitų (gal net hipergreitųjų) žvaigždžių egzistavimą, ir jų grupavimąsi danguje.

Atvykėlės iš kitų galaktikų. Dar viena, gana egzotiškai skambanti, hipotezę yra tokia, kad hipergreitosios žvaigždės gali būti atklydusios iš kitų galaktikų. Pirmą kartą apie tai pradėta kalbėti gal prieš dešimtmetį, pastebėjus, kad nemažai hipergreitųjų žvaigždžių matomos vienoje dangaus pusėje, Liūto žvaigždyne, kuris yra palyginus netoli Didžiojo Magelano debesies. Pernai paskelbti skaičiavimai, iš kurių paaiškėjo, jog iš šios nykštukinės galaktikos gali pabėgti nemažai žvaigždžių, kurios į mūsų Galaktiką įskristų labai dideliais greičiais. Tokių žvaigždžių gali atlėkti net po tris per milijoną metų; tiesa, toli gražu ne visas jas kol kas galėtume aptikti – dalis jų tiesiog per blausios. Šį pavasarį paskelbta, jog bent viena hipergreitoji žvaigždė beveik neabejotinai atskrido būtent iš Didžiojo Magelano debesies. Panašiu metu daryta Gaia duomenų analizė parodė, kad net 13 iš 20 analizuotų hipergreitųjų žvaigždžių greičiausiai atlėkė iš už Paukščių Tako ribų, nors ir ne iš Magelano debesies. Ar gali būti, kad šios žvaigždės tikrai yra gimusios kitose galaktikose?

Vienas būdas įvertinti tokią tikimybę yra suskaičiuoti, kiek toli gali nulėkti žvaigždė per savo gyvenimą. Žinomos hipergreitosios žvaigždės yra gana ryškios ir masyvios – tokios žvaigždės gyvena gerokai trumpiau už Saulę, iki milijardo metų. Didžiausi greičiai, kokiais jos galėtų būti išmestos iš savo galaktikų, yra apie 2000 km/s. Sudauginę šiuos dydžius, gauname gana didelį atstumą – du megaparsekus. Tai yra maždaug Vietinės galaktikų grupės dydis. Vietinė grupė apima Paukščių Taką, Andromedą ir apie šimtą nykštukinių galaktikų, taigi iš principo hipergreitosios žvaigždės galėjo atskristi iš bet kurios iš šių galaktikų. Bet du megaparsekai yra ekstremalus atstumas: didžioji dalis hipergreitųjų žvaigždžių yra gerokai jaunesnės, neturinčios net 100 milijonų metų, o ir išmetimo greičiai turbūt yra mažesni, nei 2000 km/s. Taigi net ir Andromedos galaktika, esanti už 700 kiloparsekų, yra menkai tikėtinas tokių žvaigždžių šaltinis. Gali būti, kad jos atskrido iš įvairių Paukščių Taką supančių nykštukių. Tą išsiaiškinti padės dar tikslesni jų stebėjimai ir judėjimo trajektorijų apskaičiavimas.

Ekstremaliais greičiais judančios hipergreitosios žvaigždės gali mums daug papasakoti apie žvaigždžių ir galaktikų formavimosi procesus. Tereikia išmokti perskaityti šią informaciją. Kol kas tą daryti sekasi sunkiai – klausimų kyla gerokai daugiau, nei randame atsakymų. Tačiau Gaia renkami duomenys, kaip ir po keleto metų darbą pradėsiantys labai dideli antžeminiai teleskopai, padės tuos atsakymus gauti.

Laiqualasse